New Horizons envia as imagens mais detalhadas da superfície de Plutão

Na semana passada, a New Horizons enviou um novo conjunto de imagens fenomenais de Plutão, captadas durante o seu encontro com o planeta anão no passado mês de julho. As novas imagens fazem parte de uma sequência captada cerca de 15 minutos antes da sua maior aproximação à superfície plutoniana e revelam detalhes sem precedentes de uma grande variedade de terrenos, incluindo crateras, montanhas e planícies glaciares. A resolução varia entre os 77 e os 85 metros por píxel, o que permite identificar estruturas com uma dimensão equivalente a um quarteirão citadino.

A superfície de Plutão num mosaico de 19 imagens obtidas pela câmara LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) da sonda New Horizons, a 14 de julho de 2015, a uma distância aproximada de 17 mil quilómetros.
Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Sérgio Paulino.

O mosaico de cima foi construído com uma fração das imagens disponibilizadas anteontem pela NASA e mostra uma faixa de terreno com cerca de 80 quilómetros de diâmetro, que se estende desde o horizonte recortado de Plutão, a norte da cratera Burney, até ao coração de Sputnik Planum. Pelo meio podemos apreciar um conjunto de maciços montanhosos conhecidos informalmente por al-Isidri Montes.

"As montanhas que limitam Sputnik Planum são verdadeiramente fenomenais nesta resolução", afirmou John Spencer, membro da equipa científica da missão New Horizons. "Os novos detalhes agora revelados, em particular as cristas enrugadas nos terrenos pedregosos que rodeiam muitas das montanhas, reforça a nossa primeira impressão de que estas montanhas são blocos de gelo enormes que foram empurrados e tombados, e que de alguma forma foram transportados até aos locais onde hoje se encontram."

Estas novas imagens têm uma resolução 5 vezes superior à das melhores imagens de Tritão, a lua de Neptuno "prima" de Plutão, captadas pela sonda Voyager 2 em 1989, e constituem os retratos mais detalhados da superfície de um objeto de grandes dimensões da Cintura de Kuiper, que iremos ter disponíveis nas próximas décadas. A New Horizons encontra-se agora a cerca de 173 milhões de quilómetros de distância de Plutão e a aproximadamente 5,23 mil milhões de quilómetros da Terra. Os sinais de rádio da sonda levam agora cerca de 4 horas e 50 minutos a alcançar o nosso planeta.

New Horizons observa um plutino

1994 JR₁ numa sequência de 4 imagens obtidas pela câmara LORRI da sonda New Horizons, a 02 de novembro de 2015. 1994 JR₁ tem aproximadamente 127 km de diâmetro e, na altura, encontrava-se a cerca de 3,3 mil milhões de quilómetros de distância do Sol.
Crédito: NASA/JHUAPL/SwRI.

No passado mês de novembro, a New Horizons captou imagens de um objeto distante da Cintura de Kuiper, demonstrando assim a sua capacidade para observar numerosos destes corpos durante os próximos 3 anos, caso a NASA aprove uma extensão à missão original, que incluirá o encontro em 2019 com 2014 MU₆₉, um membro da população "fria" da Cintura de Kuiper.

O objeto agora observado denomina-se (15810) 1994 JR₁ e é um plutino com um comportamento dinâmico bastante peculiar. Simulações da sua trajetória orbital sugerem que este objeto é um quase-satélite de Plutão, o primeiro e único conhecido numa órbita transneptuniana. Esta relação parece manter-se há quase 100 mil anos e deverá ser interrompida dentro de 250 mil anos, quando 1994 JR₁ alcançar o ponto langragiano L₅ do sistema Sol-Plutão.

As imagens da New Horizons foram captadas a uma distância de 280 milhões de quilómetros e mostram 1994 JR₁ movendo-se sobre um fundo de estrelas brilhantes. Os responsáveis da missão pretendem usar estas observações para conhecerem melhor as características orbitais destes objetos.

Uma segunda oportunidade para a missão Akatsuki

Representação artística mostrando a sonda Akatsuki a sobrevoar o planeta Vénus.
Crédito: JAXA/Akihiro Ikeshita.

No próximo dia 7 de dezembro, a Akatsuki terá uma segunda oportunidade para alcançar o planeta Vénus. Há cerca de 5 anos, a sonda japonesa viu-se condenada a vaguear numa órbita heliocêntrica, depois de uma avaria catastrófica no sistema de propulsão ter abortado a sua primeira tentativa de inserção orbital.

De acordo com os responsáveis da missão, a Akatsuki concluiu com sucesso as suas últimas manobras de correção de trajetória, pelo que deverá passar por Vénus a uma altitude mínima de 541 km. Durante o encontro, a sonda japonesa irá executar uma queima de combustível durante 20 minutos e 33 segundos, usando 4 dos seus 8 propulsores de controlo de atitude. Esta manobra deverá ser suficiente para colocar a Akatsuki numa órbita alongada em redor de Vénus com um período de 15 dias.

Os propulsores de controlo de altitude foram concebidos para controlarem a altitude orbital, pelo que uma queima tão prolongada poderá implicar alguns riscos. Testes realizados recentemente demonstraram, no entanto, que o propulsores funcionam na perfeição pelo menos durante 10 minutos, o que deixa os responsáveis da missão confiantes no sucesso da manobra.

Originalmente, a Akatsuki deveria alcançar uma órbita com um período de 30 horas, e com uma periápside de 300 km e uma apoápside de 7900 km. Esta órbita tinha sido escolhida com o propósito de sincronizar o movimento orbital da sonda japonesa com o fluxo dos ventos nas camadas superiores da atmosfera venusiana durante um período aproximado de 20 horas.

A nova órbita terá uma forma diferente. Depois de estabelecida uma trajetória com um período orbital de 15 dias, a Akatsuki deverá realizar uma segunda queima de combustível no próximo mês de março para encurtar o seu período orbital para 9 dias. A órbita resultante ficará com uma apoápside de 400 mil quilómetros, o que ainda assim deverá ser suficiente para cumprir a maioria dos objetivos iniciais da missão.

Verão no hemisfério sul do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko

O cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko visto pela sonda Rosetta, a 22 de novembro de 2015.
Crédito: ESA/Rosetta/NavCam.

A imagem de cima mostra grande parte do hemisfério sul do núcleo do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, incluindo três regiões que até há poucos meses permaneciam completamente escondidas na sombra. No lobo mais pequeno é possível identificar a região relativamente plana de Wosret, enquanto que no pescoço e no lobo maior se destacam os terrenos acidentados de Sobek e Anhur.

O cometa 67P tem um eixo de rotação com uma inclinação de cerca de 52º, o que em conjunto com a sua forma complexa e a sua órbita extremamente elíptica cria uma distribuição muito desigual das estações nos dois hemisférios. No passado mês de maio, o hemisfério sul emergiu de um longo inverno de 5,6 anos, iniciando um curto mas intenso verão de aproximadamente 10 meses.

Os polos de Ceres

Os polos de Ceres vistos pela sonda Dawn.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

A equipa da missão Dawn divulgou ontem os primeiros retratos completos das regiões polares de Ceres. Os retratos foram construídos com imagens captadas pela sonda da NASA entre 17 de agosto e 23 de outubro de 2015, a uma altitude de 1470 km, e incluem toda a superfície do planeta anão acima dos 65º de latitude.

Na imagem de cima, a área em redor do polo sul aparece tingida de negro porque se manteve escondida nas sombras desde a chegada da Dawn a Ceres, a 6 de março de 2015. Ainda assim é possível contemplar uma parte significativa dos territórios imediatamente a norte desta pequena área, incluindo os terrenos acidentados que ladeiam as crateras Zanedi e Attis. Na região do polo norte são visíveis as crateras Jarovit, Ghanan e Asari, bem como Ysolo Mons, uma montanha com cerca de 17 km de diâmetro, que se eleva a curta distância do polo norte.

Os investigadores usam estes mapas para estudarem a morfologia das crateras polares e compará-la com a das crateras que cobrem outras partes da superfície de Ceres. As variações na forma e complexidade destas estruturas podem indicar diferentes composições nas camadas superficiais destas regiões. Por outro lado, algumas áreas no interior destas crateras ficam permanentemente escondidas nas sombras, pelo que os cientistas querem investigar a possibilidade destas regiões poderem albergar quantidades significativas de gelo de água.

Astrónomos testemunham colisão entre objetos da Cintura de Asteroides

Imagens obtidas pelo telescópio Subaru a 17 de março de 2015, mostrando o asteroide 493 Griseldis. Nos primeiros 3 painéis podemos ver o asteroide movendo-se da esquerda para a direita. O 4º painel resulta da combinação das 3 primeiras imagens, depois de suprimido o brilho da galáxia que interfere com a cauda do asteroide na primeira imagem.
Crédito: David Tholen, Scott Sheppard e Chad Trujillo.

Astrónomos testemunharam o que aparenta ter sido uma colisão entre objetos da Cintura de Asteroides. Imagens captadas no passado dia 17 de março, pelo telescópio Subaru de 8,2 metros, em Mauna Kea, no Hawai'i, mostram uma pequena cauda partindo do asteroide 493 Griseldis, um objeto rochoso do tipo espetral P com cerca de 46 km de diâmetro e um período orbital de 5,5 anos. Esta estrutura não é visível em imagens de arquivo captadas em 2010 e 2012 e manteve-se aparentemente ativa apenas durante um período muito curto.

Contrariamente às caudas dos cometas, que se estendem na direção oposta à do Sol devido à ação do vento solar e da pressão da radiação solar, a cauda de Griseldis não apontava numa direção antisolar. Observações adicionais realizadas 4 noites depois, através do telescópio Magellan de 6,5 metros, no Chile, confirmaram a presença de uma estrutura débil pairando sobre o asteroide, embora com uma intensidade claramente mais fraca. Contudo, imagens subsequentes, captadas a 24 de março, revelaram que a cauda tinha desaparecido completamente, não voltando a ser vista posteriormente, a 18 de abril e a 21 de maio. Como o fenómeno foi transitório, os investigadores concluíram que as observações são consistentes com a ocorrência de um impacto na superfície de Griseldis.

A Cintura de Asteroide contém pouco mais de 200 objetos com diâmetros superiores a 100 km, no entanto, os cientistas estimam que possam existir nesta região entre 750 mil a quase 2 milhões de asteroides com mais de 1 km de diâmetro. Apesar dos números, a distância média entre estes objetos é 10 vezes superior à distância que separa a Lua da Terra, pelo que estes fenómenos são relativamente raros.

Rosetta deteta oxigénio molecular no cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko

O cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko visto pela câmara de navegação da sonda Rosetta a 16 de agosto de 2015.
Crédito: ESA/Rosetta/NavCam.

Dados obtidos pelo espetrómetro de massa ROSINA-DFMS da sonda Rosetta revelaram a presença de oxigénio molecular (O₂) na cabeleira do cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. A descoberta foi divulgada num artigo recentemente publicado na revista Nature, e sugere que o núcleo do cometa terá incorporado as moléculas de O₂ durante a sua formação, há aproximadamente 4,5 mil milhões de anos.

Desde há mais de 1 ano que a Rosetta analisa repetidamente a composição química da atmosfera rarefeita que envolve o núcleo de 67P/Churyumov–Gerasimenko. Até agora, o vapor de água (H₂O), o monóxido de carbono (CO) e o dióxido de carbono (CO₂) revelaram ser as moléculas mais abundantes na cabeleira do cometa, contudo, a sonda europeia já detetou uma grande variedade de outras espécies moleculares ricas em carbono, azoto e enxofre, incluindo o amoníaco (NH₃), o metano (CH₄), o metanol (CH₃OH), o formaldeído (CH₂O), o ácido sulfídrico (H₂S), o ácido cianídrico (HCN), dióxido de enxofre (SO₂) e dissulfureto de carbono (CS₂).

O oxigénio é o terceiro elemento mais abundante no Universo, mas a sua versão molecular mais simples, o O₂, é particularmente difícil de detetar por ser extremamente reativo. “Não estávamos à espera de detetar O₂ no cometa – em particular em tamanha abundância – porque é quimicamente muito reativo, pelo que foi uma grande surpresa,” disse Kathrin Altwegg, investigadora da Universidade de Berna, na Suiça e uma das coautoras deste trabalho. "Foi também inesperado porque não há muitos exemplos de deteção de O₂ interestelar, pelo que, apesar destas moléculas terem sido muito provavelmente incorporadas no cometa durante a sua formação, este resultado não é fácil de explicar à luz dos atuais modelos de formação do Sistema Solar."

Para identificar o O₂, a equipa analisou mais de 3000 espetros de massa obtidos em redor do cometa, entre setembro de 2014 e março de 2015. Os resultados revelaram uma abundância relativa à água de 1 a 10%, com um valor médio de 3,80 ± 0,85% - uma ordem de magnitude mais elevada que o previsto pelos modelos que descrevem a química das nuvens moleculares a partir das quais emergem as estrelas e os sistemas planetários.

A quantidade de O₂ detetada exibiu uma forte correlação com a quantidade de H₂O medida em diferentes períodos, o que sugere que estas duas espécies possuem origens e mecanismos de libertação no núcleo muito similares. Esta relação manteve-se constante, mesmo com a crescente proximidade do cometa ao Sol, e não se alterou de forma significativa com a posição latitudinal e longitudinal da Rosetta nas sucessivas órbitas realizadas durante os 6 meses do estudo. Em contraste, os investigadores não observaram uma correlação significativa com o CO e o azoto molecular (N₂), dois compostos com uma volatilidade semelhante ao O₂, nem detetaram a presença de moléculas de ozono (O₃), outro dos 4 alótropos do oxigénio.

Correlação entre a abundância de O2 e H2O medidas pela Rosetta no período entre setembro de 2014 e março de 2015.
Crédito: A. Bieler et al. (2015).

A equipa explorou várias cenários que pudessem explicar a presença e abundância de O₂, bem como a sua relação com a água e a ausência de O₃ em todos os espetros analisados. Num dos cenários, os investigadores consideraram a possibilidade do O₂ poder ter sido produzido ao longo do tempo no núcleo do cometa por fotólise e radiólise das moléculas de H₂O.

Na fotólise, os fotões quebram as ligações entre os átomos constituintes das moléculas, enquanto que a radiólise envolve a presença de fotões mais energéticos ou eletrões e iões velozes depositando energia na superfície gelada do núcleo cometário e ionizando as moléculas presentes nas camadas mais superficiais - um processo observado nas luas geladas dos gigantes gasosos do Sistema Solar e nos anéis de Saturno. Ambos os processos poderiam, em princípio, conduzir à formação e libertação de moléculas de O₂, no entanto, teriam de atuar ao longo dos milhares de milhões de anos em que o cometa residiu na distante Cintura de Kuiper, e assegurariam a acumulação de O₂ apenas até uma profundidade de alguns metros. Estas camadas superficiais foram já certamente removidas, desde que o cometa se fixou na sua atual órbita no interior do Sistema Solar, pelo que este mecanismo não explica as quantidades de O₂ observadas.

Noutro cenário, o O₂ teria sido primeiro incorporado no gelo de água formado na fase da nubelosa protossolar do nosso Sistema Solar. Os modelos que explicam a formação dos discos protoplanetários prevêem que grandes quantidades de O₂ pudessem estar disponíveis na zona de formação de cometas, contudo seria necessário que as temperaturas descessem rapidamente desde valores acima dos – 173 ºC para menos de – 243 ºC para que se formassem partículas de gelo de água com moléculas de O₂ presas no seu interior na superfície de grãos de poeira. Estes grãos teriam de ser posteriormente incorporados no cometa sem que a sua composição fosse alterada.

"Outra das possibilidades seria a do Sistema Solar ter sido formado numa parte invulgarmente quente de uma densa nuvem molecular, a temperaturas 10 a 20 ºC acima dos típicos – 263 ºC esperados para este tipo de nuvens”, disse Ewine van Dishoeck, investigador do Observatório de Leiden, na Holanda, e um dos coautores deste trabalho. "Isto continua a ser consistente com as estimativas para as condições de formação do cometa na nebulosa solar exterior, e ainda com anteriores descobertas realizadas no cometa, referentes à baixa quantidade de N₂."

Em alternativa poderá ter ocorrido radiólise em grãos de poeira ricos em gelo de água do disco protoplanetário, antes da acreção do cometa num corpo de maiores dimensões. Neste caso, o O₂ permaneceria preso nos espaços livres de gelo nos grãos de poeira, enquanto o hidrogénio se escaparia para o espaço, impedindo assim a formação de novas moléculas de H₂O, o que resultaria num aumento gradual do nível de O₂ no interior do gelo sólido. A incorporação destes grãos de poeira gelados no núcleo do cometa poderia explicar a forte relação com a água observada pela Rosetta.

"Independentemente da forma como foi criado, o O₂ foi também, de alguma forma, protegido durante a fase de acreção do cometa", explicou Altwegg. "Isto deverá ter acontecido de forma muito mais gentil para evitar que o O₂ fosse destruído por reações químicas subsequentes." De acordo com os atuais modelos de formação do Sistema Solar, a fase de acreção foi um período particularmente violento, pelo que estes resultados desafiam as atuais conceções acerca da formação e evolução dos planetas.

Podem ler mais sobre estes trabalho aqui.